三木洋平（筑波大学 ）森正夫（筑波大学）R. Michael Rich (UCLA)

Collision tomography: physical properties of

possible progenitors for the Andromeda stellar stream

Contents

• Introduction• アンドロメダ・スト

リーム• N 体シミュレーション

の結果・解析• 議論• まとめ

http://www.ccs.tsukuba.ac.jp/Astro/Members/mmori/M31/M31-j.html　より転載

アンドロメダ銀河 （ M31 ）

マゴリアン関係• 銀河の中心領域には

106-1010 M 程度の超巨大ブラックホール（ SMBH ）が存在

• MBH ～ 0.002Mbulge

• SMBH の形成・成長過程はまだよく分かっていない

Marconi & Hunt 2003

バルジの質量 [M]

SMBH

の質

量[M

]

109 1012

109

107

階層的構造形成• CDM モデルの下

では、小さい構造が先にでき、衝突・合体を繰り返して銀河が成長

• 銀河中心の BH も合体すれば、MBH ∝ Mbulge

が成り立つ

BH 連星の合体に関する理論• 等質量の BH 連星は宇宙年齢以内に合体で

きない（ Begelman et al. 1980 ）– 周囲の星に角運動量を輸送して軌道を縮める– BH 連星の周囲から星がいなくなる– 軌道進化の time scale は緩和時間（ >> 宇宙年

齢）• 非等質量の BH 連星（岩澤さん講演）、

BH が多数いる場合（谷川さん講演）、 3軸不等ポテンシャルなどが考えられている

非等質量 BH 連星の離心率進化• Matsubayashi et al. 2007– 質量比 1:1000– 軌道長の進化が止まっても、離心率が大きくなれる

軌道

長半

径

1-離

心率

0.01

アンドロメダ･ストリーム• アンドロメダ銀河（ M31 ）周辺の詳細な観測によ

り、ストリームやシェルといった構造が見つかっている（ Ibata et al. 2001, 2007 etc. ）

• ストリームの視線速度が測定されている（ Ibata et al. 2004; Chapman et al. 2006 etc. ）

• ストリームは、 M31 の中心から 150 kpc 以上にわたって延びている　　　　　　　　　　 (McConnachie et al. 2003)

• 銀河中心から遠方での DM の質量分布を探る手がかりになる

• N 体シミュレーションを用いた先行研究 (Fardal et al.2007; Mori & Rich 2008)• 1 Gyr 前に M31 に衝突した矮小銀河の残骸• 矮小銀河の軌道、質量は調べられた• 空間構造はよく再現されている• ストリームの速度構造についてはあまり調べら

れていない McConnachie et al. 2009

アンドロメダ・ストリーム

イーストシェル ウェスト

シェル

ストリームの速度構造（観測）• Trethewey et al. (in prep.)

• M31 周辺の RGB 星の分光観測データを用いてストリームの速度構造を解析

http://www.ari.uni-heidelberg.de/meetings/milkyway2009/talks/posters.html

Radial velocity [ km s-1]

Trethewey et al. (in prep.) の結果

Projected radius [kpc]

Radi

al v

eloc

ity [

km s

-1]

N 体シミュレーションの概要• 矮小銀河モデル– King sphere （ M 、 rt 、 c がパラメータ）– 65536 体、全 246 パラメータセットのパラメータサーベイ

• M31 モデル– Fix potential を仮定– 先行研究（ Fardal et al. 2007 ）と同じモデル

Hernquist バルジ、 Exponential disk 、 NFW ハロー• 矮小銀河の軌道– 先行研究（ Fardal et al. 2007; Mori & Rich 2008 ）と同じ

• FIRST （筑波大 CCS ）を用いて計算

構造の形成過程

Results of Simulations

50 kpc

Data from Irwin+2005

矮小銀河の軌道を変えた場合• 青が今まで

の軌道、赤が変化させた軌道

• 多少軌道を変化させても、空間構造はあまり変化しない

50 kpc

ストリームの速度構造の解析• Ibata et al. 04;

Guhathakurta et al. 06; Trethewey in prep.

• 観測をよく再現できた– M31 ハローの密度分布

が遠方で∝ r -3 となっていることを示唆

– 宇宙論的シミュレーションから示唆されるDM ハローの密度分布がM31 で成り立っていることを示唆Projected radius [kpc]

Radi

al v

eloc

ity [

km s

-1]

Fardal らの軌道

変化させた軌道

議論 : 現在の BH の位置

progenitor のコア

• ～ 109 M の矮小銀河– 105-6 M程度の BH が銀河中心に

存在– BH は常に progenitor のコアに付

随すると仮定• 銀河ハロー内に BH が漂ってい

る！？• BH の運動を正しく追いかける

ためには– BH 粒子をおいた計算– M31 のディスクを粒子で表現し

た計算

50 kpc

まとめ• ストリーム・シェルなどの空間構造をうまく

再現した– 矮小銀河のポテンシャル・エネルギーが重要

• ストリームの速度構造についてもよく再現している– 宇宙論的シミュレーションから示唆される密度分

布が M31 のハローで成り立っていることを示唆• M31 ハロー内に 105-6 M程度の BH が漂って

いる可能性がある